Sterrekunde

Akkretasie van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster

Akkretasie van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek lees materiaal wat oënskynlik teenstrydig is. Sommige bronne dui aan dat die evolusie van 'n protostaar na 'n hoofreeksster gekenmerk word deur 'n sterwind wat die aanwas van verdere materiaal wat val, belemmer. Dit wil sê, die (jong) ster het nou 'n konstante massa. Ander bronne dui egter daarop dat materiaal vir 'n (kort) tydperk kan aanhou versamel nadat die protoster 'n hoofreeksster geword het.

Kan iemand asseblief die werklike proses bevestig?


Aan die einde van die protostariefase ontwikkel 'n kragtige uitvloei van die ster, die T-Tauri-wind genoem, wat die aanwas kan afsny. Uiteindelik ontwikkel dit in 'n normale ster en die sterk wind gaan lê. Materiaal wat nie heeltemal weggewaai is nie, kan dan bly val en versamel word


Akkretasie van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster - Sterrekunde

Ons bied die aanvanklike resultaat aan van 'n groot spektroskopiese opname wat daarop gemik is om die tydskaal van massa-aanwas by jong sterre voor die hoofreeks in die spektrale tipe K0-M5 te meet. Met behulp van multi-objektspektroskopie met VIMOS by die VLT, het ons die fraksie van aanwas sterre geïdentifiseer in 'n aantal jong sterregroepe en assosiasies tussen die ouderdomme van 1-30 Myr. Die fraksie van aanwinsterre neem af van

2% teen 10 Myr. Geen aanwas sterre word na 10 Myr aangetref teen 'n sensitiwiteitsperk van 10 -11 M ⊙ jr -1. Ons het die fraksie sterre wat deurlopende aanwas (f_acc) toon, vergelyk met die fraksie sterre met 'n byna-middel infrarooi oormaat (f_IRAC). In die meeste gevalle vind ons f_acc & ltf_IRAC, dit wil sê dat die massa-aanwas vroeër ophou (of daal tot onder die waarneembare vlak) as wat die stof in die binneste skyf versprei. Op 5 Myr het 95% van die sterrepopulasie opgehou om materiaal te versamel teen 'n tempo van -10 -11 M ⊙ jr -1, terwyl

20% van die sterre toon byna infrarooi oortollige vrystelling. Gestel 'n eksponensiële verval, meet ons 'n massa-aanwas-tydskaal (τ_acc) van 2.3 Myr, vergeleke met 'n naby-tot-middel infrarooi oortollige tydskaal (τ_IRAC) van 3 Myr. Planeetvorming en / of migrasie in die binneste skyf kan 'n lewensvatbare meganisme wees om verdere aanwas op die sentrale ster op so 'n kort tydskaal te stop.

Gebaseer op waarnemings wat versamel is by die Europese Suidelike Sterrewag, Paranal, Chili (voorstel-ID: 078.C-0282 081.C-0208).


Akkretasie van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster - Sterrekunde

Konteks: Die helderheid van FUors neem binne een tot etlike jare met verskeie groottes toe. Die huidige gunsteling verduideliking vir hierdie helderheidsverhoging is die dramaties stygende aanwas van die skyfmateriaal rondom 'n jong ster. Die meganisme wat tot hierdie toename in aanwas lei, is 'n besprekingspunt.
Doelstellings: As ons die Orion-nevelgroep as verteenwoordigend kies, simuleer ons aanwas-sarsies aangedryf deur ontmoetings in digte ster-omgewings. Ons ondersoek of eienskappe soos styging en verval tye, gebeurtenis frekwensie, ens., Vir ontmoetings spreek as 'n moontlike oorsaak vir FUor verskynsels.
Metodes: Ons kombineer trossimulasies wat uitgevoer word met die Nbody6 ++ - kode met deeltjiesimulasies wat die effek van 'n verbyvlieg op die skyf rondom 'n jong ster beskryf om die geïnduseerde massa-aanwas te bepaal.
Resultate: Die geïnduseerde aanwaspersentasies, die algehele tydelike aanwasprofiel, die vervalstyd en moontlik die binêrheidskoers wat ons kry vir ontmoetingsgeïnduseerde aanwas, stem baie ooreen met waarnemings van FUors. Die stygtyd van een jaar wat in sommige FUors waargeneem word, is egter moeilik om in ons simulasies te bereik, tensy die saak êrens naby die ster gestoor word en dan vrygestel word nadat 'n sekere massalimiet oortree is. Die ergste argument dat die FUors-verskynsel deur ontmoetings veroorsaak word, is dat die meeste FUors in omgewings met 'n lae sterldigtheid voorkom. Ons brei die bespreking uit na eksentrieke binaries en swaartekrag-onstabiele skywe en vind dat albei modelle soortgelyke probleme het om die nodige stygingstye te bereik.
Gevolgtrekkings: Ons vind geen afdoende antwoord of die waargenome FUors veroorsaak word deur ontmoetings nie. Dit blyk egter dat 'n intense aanwasfase (moontlik 'n FU-fase) vroeg in die ontwikkeling van digte trosse moet bestaan. Ons voorspel dat hierdie digte uitbarstings in digte jong trosse hoofsaaklik naby die tros sentrum moet plaasvind en met 'n hoë massaverhouding tussen die betrokke sterre.


Aanwas op sterre voor hoofreeks

Akkretie deur sirkelvormige skywe speel 'n belangrike rol in stervorming en om die eienskappe van die streke waarin planete vorm en migreer, vas te stel. Daar word vermoed dat die meganismes waarmee protostellêre en protoplanetêre skywe aan sterre met lae massa toevallig is, nie duidelik is nie, maar dat die momentumtransport deur magnetiese velde daarby betrokke is, maar die lae-ionisasie-toestande in hoofgebiede van protoplanetêre skyfies lei tot 'n verskeidenheid komplekse, nie-ideale magnetohydrodinamiese effekte waarvan die implikasies nie ten volle verstaan ​​word nie. Akkresie in sterre van massas vóór die hoofreeks ≲1M (en in ten minste 2–3-M stelsels) word gewoonlik deur die sterre magnetiese veld getransporteer, wat die skyf op skale onderbreek, gewoonlik enkele orde van orde. Materie wat met vrye val-snelhede beweeg, skok op die steroppervlak, die gevolglike aanwas-helderheid as gevolg van die verspreiding van kinetiese energie, dui aan dat die massa-toevoeging gedurende die T Tauri-fase gedurende die tipiese skyfleeftyd ∼3 Myr beskeie is in terme van sterre-evolusie. vergelykbaar met die totale skyfreservoirs soos geskat uit stofemissie van millimetergolf (∼10 −2 M). Die aanwas voor die hoofreeks is nie bestendig nie, en omvat tydskale wat wissel van ongeveer ure tot 'n eeu, met langer tydskaalvariasies wat meestal die grootste is. Akkretie tydens die protostellêre fase - terwyl die protostellêre omhulsel nog op die skyf val - word baie minder goed verstaan, meestal omdat die eienskappe van die sentrale verduisterde protostar moeilik is om te skat. Kinematiese metings van protostellêre massas met nuwe interfometriese fasiliteite behoort die beramings van die aanwas van die eerste fase van stervorming te verbeter.


Aanwas van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster - Sterrekunde

Figuur 1: twee beelde van V1647 Orionis en McNeil & rsquos Nebula. Die afbeelding aan die linkerkant is 'n optiese kleurkomposiet wat ongeveer vier jaar gelede geneem is met GMOS-North op UT 2004 14 Februarie. Die afbeelding aan die regterkant is ook 'n optiese kleurbeeld wat ongeveer een jaar gelede op UT 2007 op 22 Februarie geneem is.

Figuur 2: uitgebreide aansig van die streek 2,12-2,35 mikron van die nabye infrarooi spektroskopie van V1647.

Figuur 3: Plot van die optiese diepte van die 8-13 mikron silikaatabsorpsieband wat uit die middel-infrarooi spektrum onttrek word.

Figuur 4: Optiese spektroskopie van V1647 Orionis van GMOS-Noord verkry op UT 2007 22 Februarie.

A & ldquonew & rdquo-ster verskyn einde 2003 in die konstellasie van Orion toe die jong pre-hoofreeksster V1647 Orionis in uitbarsting beland. Die uitbarsting en die enorme toename in helderheid van die voorwerp het gelei tot die verskyning van 'n weerkaatsingsnevel genaamd & ldquoMcNeil & rsquos Nebula, & rdquo genoem na die amateur-sterrekundige, Jay McNeil, wat die voorwerp ontdek het en die wêreld gewaarsku het.

Tydens die uitbarsting het die ster en newel ongeveer 18 maande helder gebly voordat dit oor 'n ses maande vinnig verdof. Teen die begin van 2006 was die ster en sy omgewing baie soortgelyk aan die stadium wat hulle voor gebars het. Die geleentheid is met baie grond- en ruimte-gebaseerde fasiliteite gemonitor en waargeneem, en Gemini Observatory het 'n sleutelrol gespeel in die monitering van die gebeurtenis tydens die uitbarstings- en rustige fase. 'N Span onder leiding van Colin Aspin (IfA / University of Hawai & lsquoi), Tracy Beck (STScI) en Bo Reipurth (IfA / University of Hawai & lsquoi) was die hoof van die moniteringsveldtog van hierdie unieke geleentheid.

Die uitbarsting van V1647 Orionis hou heel waarskynlik verband met die massale storting van die binneste streke van 'n verhitte sirkelvormige skyf na die jong sterre fotosfeer. Die skouspelagtige fakkel in die helderheid van die voorwerp is te danke aan 'n aansienlike toename in aanwasbeligting en die opruiming of vernietiging van omliggende stof deur 'n energieke wind wat die ster sigbaar gemaak het. Daar word vermoed dat hierdie uitbarstings herhalend is en 'n aanduiding is van tydperke waarop 'n beduidende fraksie van die finale ster & rsquos-massa opgeneem is.

Die skrywers beskryf drie fases vir die V1647 Orionis-uitbarsting:

  1. Voor November 2004 is die fase voor die uitbarsting
  2. Van November 2004 tot Februarie 2006 is die uitbarstingsfase
  3. Vanaf Februarie 2006 is die rustige fase

Die Gemini-waarnemingsveldtog onder leiding van Aspin het interessante resultate bekend gemaak, veral vir die rustige periode. Dit sluit in:

  • McNeil & rsquos Nebula is flou sigbaar in hierdie GMOS-N-beelde (Figuur 1 regs) wat aandui dat die newemateriaal steeds swak verlig word deur die ster V1647 Orionis. Ten tyde van die verkryging van die GMOS-N beeldvorming en spektroskopiese data, het V1647 Orionis 'n grootte van 23,3 gehad.
  • NIRI-spektroskopie het in hierdie tipe voorwerp vir die eerste keer die teenwoordigheid van molekulêre oortoonabsorpsie van CO en ander sleuteldiagnostiese atome soos Na en Ca (moontlik die fotosfeer van die ster verraai) onthul, sien Figuur 2. Die 2um-spektroskopie wat in die papier is van IRTF nie NIRI nie. Ons het wel NIRI-spektroskopie gepubliseer, maar net na die uitbarsting, nie in stilte nie.
  • Die ster het 'n massa van ongeveer 0,8 sonmassa en sy ouderdom is ongeveer 'n halfmiljoen jaar of minder.
  • V1647 Orionis in hierdie fase voor die hoofreeks is ongeveer vyf keer helderder as die son.
  • Materiaal val teen 'n tempo van ongeveer een miljoenste van die sonmassa per jaar op die ster.
  • Mid-infrarooi waarneming met MICHELLE / Gemini toon bewyse van evolusie van silikaatstof gedurende die uitbarsting-tot-stil-periode, sien Figuur 3.

In 'n vorige artikel oor V1647 Orionis het Aspin 'n vorige uitbarsting van die ster bestudeer wat in 1966 plaasgevind het. Dit lyk asof V1647 Orionis & lsquowakes elke 37 jaar wakker word, maar binnekort (na 1 tot 2 jaar) vermoei en nog 'n lang middagslapie neem!

Lees die artikel vir meer besonderhede & quotV1647 Orionis: Een jaar in stilte & quot, deur C. Aspin, T. Beck en B. Reipurth in Die Astronomiese Tydskrif, Januarie 2008, pp. 423-440.

Lees die artikel vir meer inligting oor die uitbarsting van V1647 Orionis in 1966 & quotThe 1966-1967 Outburst of V1647 Orionis and the Appearance of McNeil & # 39s Nebula & quot, deur C. Aspin en ander in Die Astronomiese Tydskrif, Jaargang 132, Uitgawe 3, pp. 1298-1306.


Akkretasie van materiaal wat val vir 'n jong hoofreeksster - Sterrekunde

Jong stervoorwerpe (YSO's) is sterre in die eerste fase van hul lewens voordat hulle die hoofreeks van die Hertzsprung-Russell-diagram betree en deur stabiele waterstoffusie gevoer word. YSO's word gevorm deur sametrekking (en fragmentasie) van molekulêre wolke. Kontraksie kan begin word deur 'n verskeidenheid faktore, soos algemene digtheidsskommelinge in die interstellêre medium, stralingsdruk van nabygeleë sterre, of skokgolwe van supernova-gebeure wat tot plaaslike kompressies lei. Die sametrekking van die molekulêre wolk word aangedryf deur swaartekrag; die wolk stort ineen as dit vry val. Die gravitasie-energie word vrygestel deur bestraling en beïnvloed op sy beurt die ineenstorting deur die stralingsdruk wat die swaartekrag teëwerk. Die digte middelpunt van die molekulêre wolk is die nuwe protostêr. 'N Protostar straal lig uit as gevolg van die hitte wat deur die gravitasie-ineenstorting vrygestel word. Die kerntemperatuur daarvan is egter steeds te laag om kernfusie te handhaaf. In hierdie protostadium groei die ster steeds deur massa-aanwas vanaf die omliggende molekulêre wolk, wat duur totdat die hele wolk opgeneem is of totdat die stralingsdruk van die nuwe ster kragtig genoeg is om die oorblyfsels van die wolk af te blaas.

Protostars, voor-ster-skywe, stralers en Herbig-Haro-voorwerpe

As gevolg van die behoud van hoekmomentum, kan die molekulêre wolk nie net in duie stort nie. In plaas daarvan word 'n protostellêre skyf rondom die protostar gevorm tydens sametrekking van die wolk. Langs die draai-as het die val van materiaal slegs min hoekmomentum en die val val relatief ongehinderd voort. Daarom word die molekulêre wolk dunner langs die rotasie-as en word twee keëlvormige leemtes aan die pole gevorm, wat die lig van die ster laat ontsnap en hierdie keëls van binne kan verlig. Afhangend van die kijkhoek, sien ons die molekulêre wolk wat deur die jong ster verlig word as 'n bipolêre newel (van die kant af gesien), as 'n waaiervormige newel (teen 'n lae hoek bo die skyf) of in 'n sekel of selfs ring vorm met toenemende kykhoek.

Materiaal migreer binne-in die protostellêre skyf na die ster deur interne wrywing: die protostar akkretreer materiaal.

Hierdie beeld toon 'n artistieke beeld van die stowwerige protoplanetêre skyf rondom 'n massiewe jong ster.

Die spin-up van protostar en protostellar-skyf draai magnetiese draaikolke op, wat lei tot sterk magnetiese velde langs die poolas en die vorming van bipolêre uitvloei of strale. Hierdie strale kan die omliggende interstellêre medium of die res van die ineenstortende molekulêre wolk tref, wat lei tot sterk skokfronte, sogenaamde Herbig-Haro-voorwerpe (HH's).

krediet: wikipedia

Relatiewe helder Herbig-Haro-voorwerpe (HH1 en HH2) kan byvoorbeeld gevind word in 'n molekulêre wolk suid van die sleutelgatnevel NGC 1999 in Orion aan die onderrand van hierdie beeld:

Patrick Hartigan aan die Rice Universiteit in Houston het daarin geslaag om die dinamika binne die strale en skokfronte van verskeie HH's op te spoor met behulp van die Hubble-ruimteteleskoop. Films van hierdie dinamika is op sy webblaaie beskikbaar.

Bewegung des Jets von HH 1, Patrick Hartigan

Verderop oor die evolusie / inkrimping van die protostaar, skakel die meganisme van vervoer van die vrygestelde gravitasie-energie uit die kern van die protostaar oor van konveksie na straling. Dit lei tot 'n doeltreffender verkoeling van die kern, wat veral belangrik is vir die swaarder protostars, aangesien dit vinniger kan saamtrek. Tydens hierdie proses word die ster in die Hertzsprung-Russell-diagram bo die hoofreeks aangetref en afwaarts beweeg langs die sogenaamde Hayashi-lyn. Uiteindelik word die kern van die nuwe ster warm en dig genoeg om stabiele waterstoffusie te handhaaf: 'n nuwe ster word gebore.

Herbig Ae / Be, T Tauri en FU Ori sterre

Tydens hierdie oorgangstadium het die nuwe sterre nog nie 'n stabiele hidrostatiese ewewig bereik nie. In plaas daarvan het hulle verder gekrimp ondanks die feit dat waterstoffusie moontlik begin het. Die nuwe sterre het nog nie die hoofreeks bereik nie, maar is steeds daarbo geplaas. Hulle is steeds groter en dus helderder as hoofreekssterre met dieselfde temperatuur (en dus dieselfde spektraalklas). Gedurende hierdie oorgangsfase is die nuwe sterre redelik wisselvallig en kan hulle ook helder helderheidsuitbarstings (fakkels) toon. Hierdie uitbarstings weerspieël die wisselvallige invalling van materiaal vanaf die aanwasskyf op die ster. Deur die dun buitenste atmosfeer op te wek, vertoon die sterre emissielyne gedurende hierdie lewensfase.

Sterre kleiner as 2 sonmassas word geklassifiseer as T Tauri sterre, na hul prototipe, terwyl die swaarder genoem word Herbig Ae / Wees sterre (e staan ​​vir emissielyne). Die sterre word deur verskillende kriteria geïdentifiseer: die teenwoordigheid van emissielyne (veral die Balmer-reeks waterstof), 'n infrarooi oormaat van hul bestraling as gevolg van die omhullende stof in die omliggende skyf, en hul situasie in 'n stervormende streek. Laasgenoemde word geverifieer deur die geprojekteerde ligging (byvoorbeeld in 'n donker wolk) en die teenwoordigheid van 'n weerkaatsingsnevel wat verband hou met die ster, wat die ligging van die ster binne die molekulêre wolk verseker. Die subtipes YSO's word onderskei deur spektrale klassifikasie en hul massa (B en A vir Herbig Ae / Be sterre en F, G, K of M vir T Tauri tipes). Die voorhooffase is in beide gevalle kort in vergelyking met die hele lewensduur van die ster en duur 1 tot 10 miljoen jaar vir die massiewe Herbig Ae / Be-sterre tot 10 tot 100 miljoen jaar vir die minder massiewe T Tauri-sterre.

T Tauri-sterre word 'n verdere subgroep genoem FU Ori sterre (of kort & quotFuors & quot), wat weens wisselvallige aanwas onderhewig is aan fakkels en baie uitgesproke helderheidsuitbarstings tot 6 groottes. Dit is denkbaar dat FU Ori-agtige gedrag 'n fase verteenwoordig tydens die ontwikkeling van die meeste T Tauri-sterre. Die FU Ori-tipe is dus nie 'n soort sterre nie, maar verteenwoordig 'n tydelike stadium tydens die evolusie van 'n T Tauri-ster. Daarbenewens is daar ook die Exor-tipe (na EX Lupi) wat fakkels op korter tydskale toon.

Evolusie van jong sterrevoorwerpe

Die evolusie van 'n YSO word in vier daaropvolgende fases geklassifiseer, wat min of meer korreleer met die toenemende blootstelling van die ster in sy omhulsel en die gevolglike veranderinge in sy spektrum (hierdie klassifikasieskema is eintlik gebaseer op die spektrale energieverdeling (SED) van die YSO).

Gedurende die eerste fase stort die molekulêre wolk in tot a protoster, wat heeltemal in die omliggende koevert begrawe bly, en direkte waarneming in sigbare lig ontwyk. Slegs die infrarooi straling van die warm koevert kan waargeneem word. Hierdie stadion van gravitasie-ineenstorting gaan saam met 'n geweldige toename in die rotasiefrekwensie van die ster en die aanwasskyf (draai op). In die volgende word die ster blootgestel en toon die spektrum van die YSO die swart liggaams spektrum van die opkomende ster, bo-op die steeds aansienlike infrarooi oormaat van die koevert teen laer frekwensies. Hierdie stadiums is die klassieke T Tauri-sterverhoog (CTTS), met 'n aktiewe skyf, vergesel met die vorming van stralers en Herbig-Haro-voorwerpe, en die swak lyn T Tauri-sterstadium (WTTS), met 'n passiewe skyf, die aanvang van kernfusie en fragmentering van die protoplanetêre skyf. Gedurende die laaste fase beweeg die ster na die hoofreeks met aanhoudende waterstofverbranding, die protoplanetêre skyf fragmenteer in 'n planetêre stelsel (wat die grootste impuls van die YSO dra) en die infrarooi oormaat in die spektrum verdwyn.

Beeld van die stofskyf rondom die jong ster IM Lupi (boonste) en ander YSO's (onderste). Beelde is afkomstig van SPHERE, ESO se Exoplanet Research Instrument by VLT in Chili.

Voorhoofreekssterre word dus omring deur (stowwerige) aanwasskywe en die (stowwerige) oorblyfsels van die molekulêre wolk waarin dit gevorm is. Die aanwas (of protoplanetêre) skywe is die bakermat van nuwe planete rondom die jong ster. Die skyf kan die ster dikwels heeltemal verberg of die lig daarvan ten minste sterk verswak en sodoende die direkte waarneming daarvan voorkom. Langs die poolas met sy kegelvormige leemtes kan die lig van die ster egter relatief ongehinderd verbygaan. In die teleskoop kan hierdie lig dikwels gesien word aangesien dit die omliggende molekulêre wolk verlig waar dit deur stofdeeltjies versprei word. Die bipolêre voorkoms van die weerkaatsingsnevel is gevolglik 'n direkte gevolg van die aanwesigheid van 'n aanwasskyf wat die ontsnapte sterlig tot op nou ligkegels sny.

Wisselende newel en polarisasie

Baie van hierdie weerkaatsingsnevel is baie wisselvallig, wat verskillende redes kan hê:

'N Baie indrukwekkende voorbeeld van so 'n skaduwee word deur Hubble se veranderlike newel, NGC 2261, in die konstellasie van Monoceros. Die geanimeerde prentjie hieronder toon 'n unieke reeks beelde deur Tom Polakis van Tempe / Arizona, wat NGC 2261 oor 'n paar weke afgeneem het. Die animasie toon duidelik die voortplanting van lig en skaduwees langs die weerkaatsingsnewel.

veranderlikheid van Hubble se veranderlike newel NGC 2261, Tom Polakis

Ander weerkaatsingsnewel met 'n baie veranderlike helderheid is Gyulbudaghian se newel rondom PV Cephei , McNeil se newel in die molekulêre wolk van M78 in Orion, en die newel rondom Z Canis Majoris . Die weerkaatsingsnevel van PV Cephei, wat 'n paar jaar gelede 'n maklike teiken was met mediumgrootte teleskope, was baie moeilik, selfs met my 22 & quot Dob oor etlike jare, totdat dit weer helder geword het in 08/2013.

Wisselvalligheid van die RN van PV Cephei op DSS-rooi plate (vergelyk Adam Block se beeld heel 2008)

McNeil se newel rondom V1647 Ori is in 2004 deur amateur Jay McNeil fotografies ontdek. Teen 2006 het dit weer verdof buite visuele opsporing. In 2008 het dit weer helder geword en sedertdien op 'n relatiewe hoë vlak gebly (dit is die stand van sake tot 2011) en is dit toeganklik vir teleskope ongeveer 18 sentimeter.

McNeil's Nebula in 2006 (onderste paneel) en 2011 (boonste paneel).

Al drie die sterre, Z CMa, V1647 Orionis en PV Cephei, is FU Ori-veranderlikes met fakkels (met PV Cephei met sy fakkels op korter tydskale, die laaste fakkels was 2004 en 2013, eerder 'n EXor). 'N Ander newel wat bekend was vir sy helderheidsskommelinge op historiese tydskale is Hind se veranderlike newel rondom T Tauri.

'N Verdere verskynsel is die polarisasie van verspreide lig. Polarisasie van die lig kan deur die toepaslike filters geverifieer word, soortgelyk aan die beskrywing van die protoplanetêre newel. Hierdie het, ondanks die naam, niks gemeen met protoplanetêre skywe nie, maar word gevorm tydens die laat fases van sterre-evolusie voordat 'n volle planetêre newel gevorm is. Soortgelyke polarisasie-afhanklike waarnemings van YSO's is natuurlik beperk tot die helderste voorwerpe.

Vorming van planete rondom YSO's

In 'n persverklaring van 2014 het ALMA die protoplanetêre skyf rondom die T Tauri-ster HL Tauri met 'n golflengte van 1,2 mm opgelos in digte ringe en gapings. Hierdie gapings rapporteer vermoedelik die aanwas van skyfmateriaal deur planete binne die skyf te ontwikkel.

HL Tauri is in dieselfde molekulêre wolk as Sharpless 239 geleë, en in sy direkte omgewing kan verskeie ander YSO's gevind word:

Visuele waarneming van YSO's is soos om nuwe gebied binne te gaan. Hulle is net te eksoties en boonop meestal baie dof. Daar is maar min bekende en helderder voorwerpe. Die bekendste verteenwoordigers is beslis Hubble's Variable Nebula en NGC 1999, wat lonende voorwerpe is en al strukture in kleiner amateurteleskope vertoon. Verdere voorwerpe binne bereik van mediumgrootte teleskope is Ced 62 (NGC 2163) en Parsamian 21. Die meeste ander voorwerpe benodig groot teleskope en is selfs moeilike teikens. In baie gevalle kan slegs 'n stervoorwerp gesien word, die voorhoofster self. Die omliggende weerkaatsingsnewel, sodat dit waarneembaar is, word deur die ster dikwels uiters flou of uitgestippel. Hul soms bisarre struktuur, wat baie prominent op die DSS-beelde is, kan slegs in enkele gevalle visueel gesien word. Alhoewel dit gewoonlik nie 'n probleem is om te onderskei tussen ster en omliggende nevel nie, is die verdere onderskeid tussen weerkaatsingsnewel, straal en Herbig-Haro-voorwerp dikwels moeilik of nie onomwonde nie. In die besonder is die HH's (ondanks enkele vrystellings) baie klein en uiters flou. Dit is nietemin baie interessante voorwerpe, en dit is opwindend om sterre in hierdie baie vroeë stadiums van hul lewens (wat ook die stadium van die ontwikkeling van planete is) waar te neem. En as gevolg van hul groot intrinsieke wisselvalligheid, weet u nooit wat om te verwag nie!

Die gids vir waarneming van jong sterre

Hierdie waarnemingsgids stel meer as vyftig sterre voor die hoofreeks voor met die omliggende weerkaatsingsnevel met DSS-beelde, soekgrafieke en waarnemingsverslae op die oogstuk van my 22 & quot Dob.


Toegangsopsies

Kry volledige joernaaltoegang vir 1 jaar

Alle pryse is NETPryse.
BTW sal later by die betaalpunt gevoeg word.
Belastingberekening sal tydens die betaalpunt gefinaliseer word.

Kry tydsbeperking of volledige artikeltoegang op ReadCube.

Alle pryse is NETPryse.


RESULTATE

'N Digte dop vorm rondom die geskokte kernstruktuur

Soos getoon in Fig. 1 (B tot D), is dit wat in die laboratorium waargeneem word en word gestaaf deur die twee MHD (in 2D en 3D) simulasies (sien Materiale en metodes) in ooreenstemming met die volgende scenario: Op die impak, die stroom, gestop deur die hindernis, veroorsaak die vorming van 'n innerlike skok en van 'n omgekeerde skok in die stroom self. Die voorkant van die omgekeerde skok word gelokaliseer deur die digtheidssprong waargeneem aan die rand van die sentrale kern in Fig. 1 (B tot D). Soos getoon in die aanvullende materiale, verifieer ons dat die toename van die plasma-elektrondigtheid in die kern na-skokstreek in die laboratorium baie ooreenstem met wat van die Rankine-Hugoniot-sterkskoktoestande verwag word (28).

Gelyktydig, aangedryf deur die termiese druk, wat die magnetiese druk plaaslik oorkom (β & gt 1), brei die sterk geleidende en skokverhitte kernplasma radiaal na buite uit, wat die magneetveldlyne saamdruk en verdraai (Fig. 1D, wit lyne). Laterale uitbreiding word dan gestuit deur die toenemende magneetveld, wat die plasmavloei na die stroom herlei en 'n omhullende struktuur vorm wat ons hier as die "dop" aandui. In Fig. 1 (B tot D) sien ons die uitgestote vloei waarna die dop vinnig verbysteek (langs Z) die voortplantende omgekeerde skok as gevolg van die lengterigting van die uitgestote vloei.

Ons beklemtoon dat die plasma β van die kern die dopvorming oorweldigend bepaal. Vir die regimes wat hier ondersoek word, speel stralingsverliese en termiese geleiding 'n vanselfsprekende rol in die bepaling van die besonderhede van die termodinamiese eienskappe van die laboratorium en astrofisiese plasmas, en byvoorbeeld die spektrale handtekeninge daarvan. Solank die kernplasma β egter eenders is (30 en 107 vir onderskeidelik laboratorium- en astrofisiese plasmas, sien tabel S2), is die dinamika van die vormingsdop grootliks ongevoelig vir hierdie besonderhede.

Ons merk ook op dat die laboratoriumaanwasstrome volgehou word en interaksie het met die hindernis oor 'n lang tydskaal in vergelyking met die vorming van die dop (dit wil sê die wat in Figuur 1C getoon word). Nietemin, die afwesigheid van 'n swaartekragveld wat 'n invloed op die plasma kan uitoefen, belemmer ons vermoë om die langtermyn-dinamika van 'n geïdealiseerde astrofisiese aanwas-kolom eksperimenteel weer te gee (25). In plaas daarvan is die eksperimente beperk tot die aanvanklike impak en vorming van die plasmaskulp wanneer swaartekrag nie 'n noemenswaardige rol speel nie (wat geldig is vir die eerste twee rame van Fig. 1, C en D, sien Materiale en Metodes). Dit word bevestig deur die simulasies sonder swaartekrag wat in ons referaat (Fig. 1D en film S2) aangebied word, te vergelyk met langtermyn astrofisiese MHD-simulasies wat swaartekrag insluit (25). Sulke vergelyking toon dat die aanvangsdinamika en skulpvorming kwalitatief ooreenstem en grotendeels nie deur gravitasiekragte beïnvloed word nie.

Ons simulasies verreken nie die stralingsoordrageffekte nie, soos uiteengesit in die gedeelte "Sintese van die röntgenemissie en vergelyking met astrofisiese voorwerpe". Hierdie aanname kan slegs geldig beskou word in die warm na-skokblad en in die korona (21). Daar speel die termiese geleiding tesame met die stralingsverliese deur opties dun plasma 'n belangrike rol in die energiebegroting. In die besonder beroof die intense stralingsverkoeling aan die onderkant van die plaat die druk van die postskokplasma, wat veroorsaak dat die materiaal bokant die afgekoelde laag ineenstort. As gevolg hiervan kan die skokposisie in tyd wissel (25). Die termiese geleiding dien as 'n addisionele afkoelingsmeganisme van die warmplaat, wat energie van die skokverhitte plasma na die chromosfeer aftap, en die groei van termiese onstabiliteit gedeeltelik beperk (25).

Inteendeel, die koue en digte materiaal van die stroom en die van die chromosfeer is heel waarskynlik opties dik. As gevolg hiervan word verwag dat die stralingsoordrag 'n belangrike rol in die energiebegroting sal speel, terwyl die termiese geleiding weglaatbaar moet wees. Die belangrikste effekte word verwag in die ongeskokte aanwas-kolom, waar die valmateriaal stralend verhit kan word tot temperature tot 10 5 K (21). Daar word ook verwag dat die opties dik materiaal van die chromosfeer en / of die ongeskokte stroom langs die siglyn (LoS) die x-straalemissie wat voortspruit uit die warm na-skokplaat gedeeltelik sal absorbeer. Let daarop dat ons nie die effekte van stralingsoordrag op die dinamika en energetika van die stelsel in ag neem nie, maar dat ons die absorpsie in die sintese van x-straal-emissie, soos beskryf in die “Sintese van die x-straal-emissie en vergelyking met astrofisiese voorwerpe ”. Om hierdie rede is ons modellering nie heeltemal selfbestendig nie. Nietemin, ons verwag dat die evolusie van die warm (T & gt 1 MK) na-skok plasma akkuraat gemodelleer word deur stralingsverkoeling.

Beide die geskokte kernplasma en die dop word gelyktydig in die aangetekende laboratoriumplasma-emissies waargeneem. Die omgekeerde skokfront en sy tydelike evolusie, wat die stroom op voortplant

14 ± 3 km / s, word duidelik gesien in die gestreepte sigbare emissie (sien Materiale en metodes) van die laboratoriumplasma (Fig. 2A): Die omgekeerde skokfront wat in die digtheidskaarte geïdentifiseer word (Fig. 2A, rooi punte) stem ooreen. tot aan die rand van die helder emittende kern-na-skokstreek wat uitbrei na die inkomende stroom. Op dieselfde emissiekaart kan ons ook die dop, met verminderde helderheid, duidelik identifiseer, met sy uitbreidingsfront in die digtheidskaarte (Fig. 1C, geel punte). Net so is die röntgenlaboratoriumemissie wat naby die hindernisoppervlak ontstaan ​​(Fig. 2B), geanaliseer deur ons nie-bestendige model (37) en in die aanvullende inligting uiteengesit, word kenmerke vertoon wat kenmerkend is van twee verskillende plasmakomponente. Hier is die voorkoms van intense He-reekslyne (van die uitstraling van He-geïoniseerde F-ione) die getuie van 'n plasmakomponent met 'n lae temperatuur (0,6 ± 0,1 MK) teen 'n digtheid wat goed ooreenstem met die kerndigtheid wat in Fig. 1C. Die gelyktydige waarneming van 'n sterk Lyα lyn (van die uitstraling van H-agtige geïoniseerde F-ione) getuig van die teenwoordigheid van 'n hoër elektrontemperatuurplasma, dit wil sê 3,7 MK geanaliseer met behulp van die atoomkode FLYCHK41). Hierdie sintetiese bestraling, afgelei van die verhouding tussen die Heβ en Lyα lynintensiteite, het 'n volume en 'n digtheid wat ooreenstem met die van die gemete dopplasma (Fig. 1C). Let daarop dat beide die dop- en kerntemperature op hierdie manier afgelei is, ook goed ooreenstem met die laboratoriumsimulasie, soos uiteengesit in die aanvullende inligting.


Titel: Getyontwrigting van 'n hoofreeksster deur 'n swart gat in die middel-massa: 'n helder dekade

10 jaar lange super-Eddington-aanwasfase. Die fotosferiese emissie van die uitvloeiing wat tydens hierdie fase uitgestoot word, domineer die waarneembare straling en pieke in die UV / optiese bande met 'n helderheid van 10 ^ 42 erg / s. Nadat die aanwaspercentage onder die Eddington-tempo daal, volg die bolometriese helderheid op die konvensionele t ^ <-5/3> verval van die kragwet, en begin die röntgenstrale vanaf die binneste aanwasskyf te sien. Modeling the newly reported IMBH tidal disruption event candidate 3XMM J2150-0551, we find a general consistency between the data and predictions. The search for these luminous, long-term events in GCs and nearby dwarf galaxies could unveil the IMBH population.


Title: Detection of a Cool, Accretion Shock-Generated X-ray Plasma in EX Lupi During the 2008 Optical Eruption

0.4 keV plasma component, as expected for accretion shocks on low-mass, pre-main sequence stars. From 2008 March through October, this cool plasma component appears to fade as EX Lupi returns to its quiescent level in the optical, consistent with a decrease in the overall emission measure of accretion shock-generated plasma. The overall small increase of the X-ray flux during the optical outburst of EX Lupi is similar to what was observed in previous X-ray observations of the 2005 optical outburst of the EX Lupi-type star V1118 Ori but contrasts with the large increase of the X-ray flux from the erupting young star V1647 Ori during its 2003 and 2008 optical outbursts.